DAVID H. SHOEMAKER - LIGO - Caltech

Las itoilcs, Ies sources, les signauz lT
La ddtectabilitd des binaires est une fonction du bruit large-bande du d6tecteur
(normalement specifi6 par racine de hertz), ei de la plus basse frdquence {16 qu,on
puisse mesurer avec cette sensibirit6 (parce que le temps d'observation augmence
si on peut comrnencer la mesure i, des frdquences basses). Les estirnations du taux
de coalescence de binaires varient largement, Mais si on prend les chiffres minimums
[Clark'79], et une antenne avec Ia sensibilitd canonique (qui pourrait voir ces
6vdnements jusqu'au groupe Virgo, i une distance de 10 NIpc, ori I pc = 3.l0rc m),
on attend plus de irois observ"ations par an. Dans le cas ori la r€ponse du ditecteur
serait prolong6e jusqu'i 10IIz (comme proposi par le projet Franco-Italien), les
6v6nements dix fois plus distants pourraient 6tre ddtect€s, augmentant de l,ordre
de mille fois le taux d'6v6nements attendus.
Supcrnova.. Les supernove de type I (probablement les explosions des naines
blanches ayant accr6t6 de la matilre d,une dtoile compagne), et de type II (probablement
les effondrements gravitationnels des 6toiles rnassives) sont des candidats
comne sources de rayonnement graviiationnel. La forme de lz(t) n'est paE du iout
certaine, parce que la connaissance des processus dans les dtoiles est limit6e, et
parce que les calculs avec les modiles existants sont trds compliques. De plus, la
propagation initiale d"" ondes (pris de ra source) est difficire a, calculer. cependant,
il y des caract€ristiques tris g€nirales sur lesquelles on est en accord : une
amplitude i(r) qui consiste en une ou prusieurs oscilations ayant de r'6nergie dans
les fr6quences entre 200 Hz et l0 kHz, qui dure entre I cs et F0 ms. plusieurs
signaux calcul& sont o.ontrds dans la figure lA4. Les anplitudes atiendues soni
. aussi incertaines; de I'asymitrie dans l,effondrement est nicessaire pour que les
ondes gravitationnelles soient rayonn6es. On s'attend i ce qu,une fraction l0-z
(un peu optimisie!) i rO-c de l'6nergie totale du systime Mc2 soit rayonnde sous
la forme dbndes gravitatioanerlee, ce qui se traduit en ampritudes h enire r0-re
et 10-2! pour une masse solaire au ceDtre galactique (une distance de l0 kpc)
[Dewey'861. Le taux d'6v6nements a une limite inf6rieure de prusieurs par an dans
notre galaxie (fi,tee par les obseryations optiques); il existe une possibiliid de supernova
optiquement.muettes', qui montrent tres peu d,activit6 dans le spectre
6lectromagn6tique, mais qui rayonnent des ondes gravitationnelles lThorne,ETl.
En tout cas, ave€ une antenne ayant les caractdristiques canoniques, on attend
la ddtection de plusieurs 6v6nements par an. Remarquons que le rayonnement